การสำรวจพลังงานมืด

โลโก้โครงการสำรวจพลังงานมืด
ชื่อเรียกอื่น	เดส
เว็บไซต์	www.darkenergysurvey.org​​
สื่อที่เกี่ยวข้องบน Commons
[ แก้ไขในวิกิดาต้า ]

โครงการสำรวจพลังงานมืด ( DES ) เป็นโครงการสำรวจทางดาราศาสตร์ที่ออกแบบมาเพื่อจำกัดคุณสมบัติของพลังงานมืดโดยใช้ภาพที่ถ่ายในย่านใกล้อัลตราไวโอเลต แสงที่มองเห็นได้และใกล้อินฟราเรดเพื่อวัดการขยายตัวของจักรวาลโดยใช้ซูเปอร์โนวาประเภท Ia การแกว่งของเสียงแบริออนจำนวนกระจุกกาแล็กซีและเลนส์ความโน้มถ่วงแบบอ่อน^{[ 1 ]}ความร่วมมือนี้ประกอบด้วยสถาบันวิจัยและมหาวิทยาลัยจากสหรัฐอเมริกา^{[ 2 ]}ออสเตรเลีย บราซิล^{[ 3 ]}สหราชอาณาจักร เยอรมนี สเปน และสวิตเซอร์แลนด์ ความร่วมมือนี้แบ่งออกเป็นกลุ่มทำงานทางวิทยาศาสตร์หลายกลุ่ม ผู้อำนวยการของ DES คือJosh Frieman ^{[ 4 ]}

DES เริ่มต้นด้วยการพัฒนาและสร้างกล้อง Dark Energy Camera (DECam) ซึ่งเป็นเครื่องมือที่ออกแบบมาโดยเฉพาะสำหรับการสำรวจ^{[ 5 ]}กล้องนี้มีมุมมองกว้างและมีความไวสูง โดยเฉพาะอย่างยิ่งในส่วนสีแดงของสเปกตรัมที่มองเห็นได้และในย่านอินฟราเรดใกล้^{[ 6 ]}การสังเกตการณ์ดำเนินการโดยใช้ DECam ที่ติดตั้งบนกล้องโทรทรรศน์ Víctor M. Blanco ขนาด 4 เมตร ซึ่งตั้งอยู่ที่หอ ดูดาว Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) ในประเทศชิลี^{[ 6 ]}การสังเกตการณ์ดำเนินการตั้งแต่ปี 2013 ถึง 2019 และในปี 2021 คณะทำงาน DES ได้เผยแพร่ผลลัพธ์จากสามปีแรกของการสำรวจ^{[ 7 ]}

DECamหรือชื่อเต็มว่าDark Energy Cameraคือกล้องขนาดใหญ่ที่สร้างขึ้นเพื่อทดแทนกล้องโฟกัสหลักตัวเดิมของกล้องโทรทรรศน์ Victor M. Blanco กล้องประกอบด้วยส่วนประกอบหลักสามส่วน ได้แก่ กลไก เลนส์และ CCD

กลไกของกล้องประกอบด้วยตัวเปลี่ยนฟิลเตอร์ที่มีความจุ 8 ฟิลเตอร์และชัตเตอร์ นอกจากนี้ยังมีกระบอกเลนส์ที่รองรับเลนส์แก้ไข 5 ตัว โดยเลนส์ที่ใหญ่ที่สุดมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 98 ซม. ส่วนประกอบเหล่านี้ติดอยู่กับระนาบโฟกัส CCD ซึ่งถูกทำให้เย็นลงถึง 173 K (−148 °F; −100 °C) ด้วยไนโตรเจนเหลวเพื่อลดสัญญาณรบกวนจากความร้อนใน CCD ระนาบโฟกัสยังถูกรักษาไว้ในสุญญากาศต่ำมากที่ 0.00013 ปาสคาล (1.3 × 10 ⁻⁹  atm) เพื่อป้องกันการเกิดการควบแน่นบนเซ็นเซอร์ กล้องทั้งหมดพร้อมเลนส์ ฟิลเตอร์ และ CCD มีน้ำหนักประมาณ 4 ตัน เมื่อติดตั้งที่จุดโฟกัสหลัก จะได้รับการรองรับด้วย ระบบ เฮกซาพอดที่ช่วยให้สามารถปรับโฟกัสได้แบบเรียลไท ม์ ^{[ 9 ]}

กล้องนี้ติดตั้งฟิลเตอร์ u, g, r, i, z และ Y ครอบคลุมช่วงประมาณ 340–1070 นาโนเมตร^{[ 10 ]}คล้ายกับที่ใช้ในSloan Digital Sky Survey (SDSS)ซึ่งทำให้ DES สามารถวัด ค่า redshift ทางโฟโตเมตริก ได้ ถึง z≈1 นอกจากนี้ DECam ยังมีเลนส์ 5 ตัวที่ทำหน้าที่เป็นเลนส์แก้ไขเพื่อขยายขอบเขตการมองเห็นของกล้องโทรทรรศน์ให้มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 2.2° ซึ่งเป็นหนึ่งในขอบเขตการมองเห็นที่กว้างที่สุดที่มีสำหรับการถ่ายภาพด้วยแสงและอินฟราเรดจากภาคพื้นดิน^{[ 6 ]}ความแตกต่างที่สำคัญอย่างหนึ่งระหว่างอุปกรณ์ CCD รุ่นก่อนหน้า ของกล้องโทรทรรศน์ Victor M. Blanco และ DECam คือประสิทธิภาพควอนตัม ที่ดีขึ้น ในความยาวคลื่นสีแดงและใกล้อินฟราเรด^{[ 11 ] [ 9 ]}

ชุดเซ็นเซอร์ทางวิทยาศาสตร์ บน DECam ประกอบด้วย CCD แบบ แบ็คอิลลูมิเนสท์ 62 ตัว ความละเอียด 2048×4096 พิกเซลรวม 520 ล้านพิกเซล นอกจากนี้ยังมี CCD อีก 12 ตัว ความละเอียด 2048×2048 พิกเซล (50 ล้านพิกเซล) สำหรับใช้ในการนำทางกล้องโทรทรรศน์ ตรวจสอบโฟกัส และปรับแนว ระนาบโฟกัสทั้งหมดของ DECam มีความละเอียด 570 ล้านพิกเซล CCD สำหรับ DECam ใช้ซิลิคอนที่มีความต้านทานสูงที่ผลิตโดยDalsaและLBNLโดยมีพิกเซลขนาด 15×15 ไมครอน เมื่อเปรียบเทียบกับ CCD แบบแบ็คอิลลูมิเนสท์ของOmniVision Technologiesที่ใช้ในiPhone 4ซึ่งมีพิกเซลขนาด 1.75×1.75 ไมครอน และมี 5 ล้านพิกเซล พิกเซลที่ใหญ่กว่าทำให้ DECam สามารถรวบรวมแสงได้มากขึ้นต่อพิกเซล ปรับปรุงความไวต่อแสงในที่แสงน้อย ซึ่งเป็นสิ่งที่จำเป็นสำหรับเครื่องมือทางดาราศาสตร์ CCD ของ DECam ยังมีความลึกของผลึก 250 ไมครอน ซึ่งใหญ่กว่า CCD สำหรับผู้บริโภคส่วนใหญ่มาก ความลึกของผลึกที่เพิ่มขึ้นจะเพิ่มความยาวเส้นทางที่โฟตอนเดินทางเข้ามา ซึ่งจะเพิ่มความน่าจะเป็นของการปฏิสัมพันธ์และทำให้ CCD มีความไวต่อโฟตอนพลังงานต่ำมากขึ้น ขยายช่วงความยาวคลื่นไปถึง 1050 นาโนเมตร ในทางวิทยาศาสตร์ สิ่งนี้มีความสำคัญเพราะทำให้สามารถมองหาวัตถุที่เรดชิฟต์สูงขึ้น เพิ่มพลังทางสถิติในการศึกษาที่กล่าวถึงข้างต้น เมื่อวางไว้ในระนาบโฟกัสของกล้องโทรทรรศน์ พิกเซลแต่ละพิกเซลจะมีความกว้าง 0.27″ บนท้องฟ้า ส่งผลให้มีขอบเขตการมองเห็นทั้งหมด 3 ตารางองศา^{[ 12 ]}

DES ถ่ายภาพท้องฟ้าทางใต้เป็นพื้นที่ 5,000 ตารางองศา ซึ่งทับซ้อนกับกล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้และStripe 82 (โดยส่วนใหญ่หลีกเลี่ยงทางช้างเผือก) การสำรวจใช้เวลาสังเกตการณ์ 758 คืน กระจายไปในหกช่วงประจำปี ระหว่างเดือนสิงหาคมถึงกุมภาพันธ์ ครอบคลุมพื้นที่สำรวจสิบครั้งในห้าแถบโฟโตเมตริก ( g , r, i, zและY ) ^{[ 13 ]}การสำรวจมีความลึกถึงระดับแมกนิจูด ที่ 24 ในแถบ i ทั่วทั้งพื้นที่สำรวจ มีการเพิ่มเวลาเปิดรับแสงและความถี่ในการสังเกตการณ์ที่เร็วขึ้นในพื้นที่เล็กๆ ห้าแห่ง รวมพื้นที่ 30 ตารางองศา เพื่อค้นหาซูเปอร์โนวา^{[ 14 ]}

แสงแรกส่องถึงเมื่อวันที่ 12 กันยายน พ.ศ. 2555 ^{[ 15 ]}หลังจากช่วงเวลาการตรวจสอบและทดสอบ การสังเกตการณ์สำรวจทางวิทยาศาสตร์เริ่มขึ้นในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2556 ^{[ 16 ]}การสังเกตการณ์ครั้งสุดท้ายเสร็จสิ้นเมื่อวันที่ 9 มกราคม พ.ศ. 2562 ^{[ 13 ]}

หลังจากเสร็จสิ้นโครงการสำรวจพลังงานมืด กล้องพลังงานมืดถูกนำไปใช้ในการสำรวจท้องฟ้าอื่นๆ:

• การสำรวจ Dark Energy Camera Legacy Survey (DECaLS) ครอบคลุมท้องฟ้าด้านล่างเดคลิเนชัน 32° โดยไม่รวมทางช้างเผือก การสำรวจนี้ครอบคลุมพื้นที่กว่า 9,000 ตารางองศา^{[ 17 ] [ 18 ]}
• การสำรวจภาพมรดกของ DESI (การสำรวจมรดก) ณ การเผยแพร่ข้อมูลครั้งที่ 10 ประกอบด้วย DECaLS, BASS และ MzLS นอกจากนี้ยังรวมข้อมูล DECam เพิ่มเติม ซึ่งหมายความว่าครอบคลุม ท้องฟ้าทางใต้ ของกาแล็กซี เกือบทั้งหมด รวมถึงบางส่วนของเมฆแมเจลแลนจุดประสงค์ของการสำรวจมรดกคือการค้นหาเป้าหมายสำหรับ เครื่องมือ สเปกโทรสโคปพลังงานมืด^{[ 18 ] [ 19 ]}
• Dark Energy Camera Plane Survey (DECaPS) ครอบคลุมทางช้างเผือกในท้องฟ้าทางใต้^{[ 20 ]}

ทุกปีตั้งแต่เดือนสิงหาคมถึงเดือนกุมภาพันธ์ ผู้สังเกตการณ์จะพักอยู่ในหอพักบนภูเขา ในช่วงเวลาทำงานหนึ่งสัปดาห์ ผู้สังเกตการณ์จะนอนหลับในเวลากลางวันและใช้กล้องโทรทรรศน์และกล้องถ่ายภาพในเวลากลางคืน สมาชิก DES บางคนจะทำงานที่คอนโซลกล้องโทรทรรศน์เพื่อตรวจสอบการทำงาน ในขณะที่คนอื่นๆ จะตรวจสอบการทำงานของกล้องและการประมวลผลข้อมูล

สำหรับการสังเกตการณ์ในพื้นที่กว้าง DES ใช้เวลาประมาณสองนาทีต่อภาพใหม่แต่ละภาพ โดยปกติแล้วการถ่ายภาพแต่ละครั้งจะใช้เวลา 90 วินาที และอีก 30 วินาทีสำหรับการอ่านข้อมูลจากกล้องและการปรับทิศทางกล้องโทรทรรศน์ไปยังเป้าหมายถัดไป แม้จะมีข้อจำกัดในการถ่ายภาพแต่ละครั้ง ทีมงานยังต้องพิจารณาสภาพท้องฟ้าที่แตกต่างกันสำหรับการสังเกตการณ์ด้วย เช่น แสงจันทร์และเมฆปกคลุม

เพื่อให้ได้ภาพที่ดีขึ้น ทีม DES ใช้โปรแกรมคอมพิวเตอร์ที่เรียกว่า "Observing Tactician" (ObsTac) เพื่อช่วยในการจัดลำดับการสังเกตการณ์ โดยจะปรับปัจจัยต่างๆ ให้เหมาะสม เช่น วันและเวลา สภาพอากาศ และตำแหน่งของดวงจันทร์ ObsTac จะชี้กล้องโทรทรรศน์ไปในทิศทางที่ดีที่สุดโดยอัตโนมัติ และเลือกการเปิดรับแสงโดยใช้ตัวกรองแสงที่ดีที่สุด นอกจากนี้ยังตัดสินใจว่าจะถ่ายภาพสำรวจพื้นที่กว้างหรือภาพสำรวจตามช่วงเวลา ขึ้นอยู่กับว่าการเปิดรับแสงนั้นจะถูกนำไปใช้ในการค้นหาซูเปอร์โนวาด้วยหรือไม่^{[ 21 ]}

กลุ่มวิจัยพลังงานมืดได้ตีพิมพ์บทความหลายฉบับที่นำเสนอผลลัพธ์ด้านจักรวาลวิทยาโดยผลลัพธ์ส่วนใหญ่มาจากข้อมูลปีแรกและปีที่สาม ผลลัพธ์ด้านจักรวาลวิทยาเหล่านี้สรุปได้ด้วยระเบียบวิธีแบบหลายโพรบ (Multi-Probe Methodology) ซึ่งส่วนใหญ่เป็นการรวมข้อมูลจากปรากฏการณ์เลนส์ระหว่างกาแล็กซี (Galaxy-Galaxy Lensing) รูปทรงต่างๆ ของเลนส์อ่อน (weak lensing) การเฉือนของ จักรวาล (cosmic shear) การรวมกลุ่มของกาแล็กซี และชุดข้อมูลทางโฟโตเมตริก

สำหรับข้อมูลปีแรกที่รวบรวมโดย DES กลุ่มสำรวจพลังงานมืดได้แสดงผลลัพธ์ข้อจำกัดทางจักรวาลวิทยาจากผลลัพธ์การจัดกลุ่มกาแล็กซีและการเลนส์อ่อน และการวัดแรงเฉือนจักรวาล ด้วยผลลัพธ์การจัดกลุ่มกาแล็กซีและการเลนส์อ่อนและสำหรับΛCDM , , และที่ขีดจำกัดความเชื่อมั่น 68% สำหรับ ωCMD ^{[ 22 ]}เมื่อรวมการวัดแรงเฉือนจักรวาลที่สำคัญที่สุดในการสำรวจกาแล็กซี กลุ่มสำรวจพลังงานมืดได้แสดงให้เห็นว่าที่ขีดจำกัดความเชื่อมั่น 68% และสำหรับ ΛCDM ด้วย[ ^{23 ] การ}วิเคราะห์จักรวาลวิทยาอื่นๆ จากข้อมูลปีแรกแสดงให้เห็นถึงการได้มาและการตรวจสอบความถูกต้องของการประมาณการกระจายเรดชิฟต์และความไม่แน่นอนสำหรับกาแล็กซีที่ใช้เป็นแหล่งกำเนิดเลนส์อ่อน^{[ 24 ]}ทีม DES ยังได้ตีพิมพ์บทความสรุปชุดข้อมูลโฟโตเมตริกทั้งหมดสำหรับจักรวาลวิทยาสำหรับข้อมูลปีแรกของพวกเขา^{[ 25 ]}${\displaystyle S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.773_{-0.020}^{+0.026}}$${\displaystyle \โอเมก้า _{m}=0.267_{-0.017}^{+0.030}}$${\displaystyle S_{8}=0.782_{-0.024}^{+0.036}}$${\displaystyle \โอเมก้า _{m}=0.284_{-0.030}^{+0.033}}$${\displaystyle \omega =-0.82_{-0.20}^{+0.21}}$${\displaystyle \sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.782_{-0.027}^{+0.027}}$${\displaystyle \sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.777_{-0.038}^{+0.036}}$${\displaystyle \omega =-0.95_{-0.36}^{+0.33}}$

สำหรับข้อมูลปีที่สามที่รวบรวมโดย DES พวกเขาได้อัปเดตข้อจำกัดทางจักรวาลวิทยาสำหรับแบบจำลอง ΛCDM ด้วยการวัดการเฉือนจักรวาลใหม่[ 26 ] จากข้อมูลปีที่สามของผลลัพธ์การรวมกลุ่มกาแล็กซีและการเลนส์อ่อน DES ได้อัปเดตข้อจำกัดทางจักรวาลวิทยาเป็น และ ใน ΛCDM ที่ขีดจำกัดความเชื่อมั่น 68% และ^{ใน ωCDM ที่}ขีดจำกัดความเชื่อมั่น68% ^{[ 27 ]}ในทำนองเดียวกัน ทีม DES ได้เผยแพร่การสังเกตการณ์ปีที่สามสำหรับชุดข้อมูลโฟโตเมตริกสำหรับจักรวาลวิทยาซึ่งประกอบด้วยภาพ grizY เกือบ 5000 ตารางองศาในหมวกกาแล็กซีทางใต้ รวมถึงวัตถุเกือบ 390 ล้านชิ้น โดยมีความลึกถึง S/N ~ 10 สำหรับวัตถุที่ขยายออกไปถึง~ 23.0 และความสม่ำเสมอของโฟโตเมตริกที่ด้านบนของชั้นบรรยากาศ < 3 มิลลิแมก^{[ 28 ]}${\displaystyle \sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.759_{-0.025}^{+0.023}}$${\displaystyle S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}}$${\displaystyle \โอเมก้า _{m}=0.339_{-0.031}^{+0.032}}$${\displaystyle S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.775_{-0.024}^{+0.026}}$${\displaystyle \โอเมก้า _{m}=0.352_{-0.041}^{+0.035}}$${\displaystyle \omega =-0.98_{-0.20}^{+0.32}}$${\displaystyle i_{AB}}$

การเลนส์อ่อนถูกวัดทางสถิติโดยการวัดฟังก์ชันสหสัมพันธ์ เฉือน-เฉือน ซึ่งเป็นฟังก์ชันสองจุด หรือการแปลงฟูริเยร์ ของมัน ซึ่งก็ คือสเปกตรัมกำลังเฉือน^{[ 31 ]}ในเดือนเมษายน 2015 การสำรวจพลังงานมืดได้เผยแพร่แผนที่มวลโดยใช้การวัดเฉือนจักรวาลของกาแล็กซีประมาณ 2 ล้านกาแล็กซีจากข้อมูลการตรวจสอบทางวิทยาศาสตร์ระหว่างเดือนสิงหาคม 2012 ถึงเดือนกุมภาพันธ์ 2013 ^{[ 32 ]}ในปี 2021 การเลนส์อ่อนถูกนำมาใช้เพื่อสร้างแผนที่สสารมืดในบริเวณท้องฟ้าซีกโลกใต้^{[ 29 ] [ 30 ]}ในปี 2022 ร่วมกับข้อมูลการกระจุกตัวของกาแล็กซีเพื่อให้ได้ข้อจำกัดทางจักรวาลวิทยาใหม่^{[ 33 ] [ 34 ]}และในปี 2023 ด้วยข้อมูลจากกล้องโทรทรรศน์พลังค์และกล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้เพื่อให้ได้ข้อจำกัดที่ได้รับการปรับปรุงใหม่^{[ 35 ] [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]}

อีกส่วนสำคัญของผลลัพธ์การเลนส์อ่อนคือการปรับเทียบค่าเรดชิฟต์ของกาแล็กซีต้นกำเนิด ในเดือนธันวาคม 2020 และมิถุนายน 2021 ทีม DES ได้ตีพิมพ์เอกสารสองฉบับแสดงผลลัพธ์เกี่ยวกับการใช้การเลนส์อ่อนเพื่อปรับเทียบค่าเรดชิฟต์ของกาแล็กซีต้นกำเนิดเพื่อสร้างแผนที่สนามความหนาแน่นของสสารด้วยการเลนส์โน้มถ่วง^{[ 39 ] [ 40 ]}

หลังจากที่LIGOตรวจพบ สัญญาณ คลื่นความโน้มถ่วง ครั้งแรก จาก GW170817 ^{[ 41 ]} DES ได้ทำการสังเกตการณ์ติดตาม GW170817 โดยใช้ DECam ด้วยการค้นพบแหล่งกำเนิดแสงโดยอิสระจาก DECam ทีม DES จึงได้สร้างความเชื่อมโยงกับ GW170817 โดยแสดงให้เห็นว่าไม่มีแหล่งกำเนิดแสงอื่นใดจาก 1500 แหล่งที่พบในบริเวณตำแหน่งของเหตุการณ์ที่สามารถเชื่อมโยงกับเหตุการณ์นี้ได้อย่างสมเหตุสมผล ทีม DES ได้เฝ้าติดตามแหล่งกำเนิดแสงนี้เป็นเวลากว่าสองสัปดาห์และจัดเตรียมข้อมูลเส้นโค้งแสงเป็นไฟล์ที่เครื่องอ่านได้ จากชุดข้อมูลการสังเกตการณ์ DES สรุปได้ว่าแหล่งกำเนิดแสงที่พวกเขาได้ระบุไว้ใกล้กับNGC 4993นั้นเกี่ยวข้องกับ GW170817 การค้นพบนี้เป็นการเปิดศักราชของดาราศาสตร์แบบหลายแหล่งข้อมูลด้วยคลื่นความโน้มถ่วงและแสดงให้เห็นถึงพลังของ DECam ในการระบุแหล่งกำเนิดแสงที่สอดคล้องกับแหล่งกำเนิดคลื่นความโน้มถ่วง^{[ 42 ]}

ในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2558 ทีมงานสองทีมได้เผยแพร่การค้นพบผู้สมัครกาแล็กซีแคระ ที่มีศักยภาพใหม่หลายแห่งที่พบในข้อมูล DES ปีที่ 1 ^{[ 43 ]}ในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2558 ทีมงาน Dark Energy Survey ได้ประกาศการค้นพบผู้สมัครเพิ่มเติมอีกแปดรายในข้อมูล DES ปีที่ 2 ^{[ 44 ]}ต่อมา ทีมงาน Dark Energy Survey ได้ค้นพบกาแล็กซีแคระเพิ่มเติม ด้วยผลลัพธ์กาแล็กซีแคระที่มากขึ้น ทีมงานจึงสามารถพิจารณาคุณสมบัติเพิ่มเติมของกาแล็กซีแคระที่ตรวจพบได้ เช่น ความอุดมสมบูรณ์ทางเคมี^{[ 45 ]}โครงสร้างของประชากรดาวฤกษ์^{[ 46 ]}และจลนศาสตร์ของดาวฤกษ์และความเป็นโลหะ^{[ 47 ]}ในเดือนกุมภาพันธ์ พ.ศ. 2562 ทีมงานยังได้ค้นพบกระจุกดาวที่หกในกาแล็กซีแคระทรงกลมFornax ^{[ 48 ]}และกาแล็กซีแคระที่จางมากซึ่งถูกรบกวนจากแรงโน้มถ่วง^{[ 49 ]}

สามารถสังเกตสัญญาณของการแกว่งเสียงของแบริออน (BAO) ได้จากการกระจายตัวของตัวบ่งชี้ของสนามความหนาแน่นของสสาร และใช้ในการวัดประวัติการขยายตัวของเอกภพ นอกจากนี้ยังสามารถวัด BAO ได้โดยใช้ข้อมูลโฟโตเมตริกอย่างเดียว แม้ว่าจะมีความสำคัญน้อยกว่าก็ตาม ^{[ 50 ]}ตัวอย่างการสังเกตของทีม DES ประกอบด้วยกาแล็กซี 7 ล้านกาแล็กซีที่กระจายตัวอยู่ในพื้นที่ 4100 ตารางองศา^โดยมี0.6 < z _photo < 1.1และความไม่แน่นอนของเรดชิฟต์โดยทั่วไปอยู่ที่ 0.03(1+z) ^{[ 51 ]}จากสถิติของพวกเขา พวกเขารวมความน่าจะเป็นที่ได้มาจากความสัมพันธ์เชิงมุมและฮาร์มอนิกทรงกลมเพื่อจำกัดอัตราส่วนของระยะทางเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมร่วมเคลื่อนที่ที่เรดชิฟต์ที่มีประสิทธิภาพของตัวอย่างของเราต่อมาตราส่วนขอบฟ้าเสียงที่ยุคการลาก^{[ 52 ]}${\displaystyle D_{m}(Z_{\text{eff}}=0.835)/r_{d}=18.92\pm 0.51}$

ในเดือนพฤษภาคม 2019 ทีม Dark Energy Survey ได้เผยแพร่ผลลัพธ์ทางจักรวาลวิทยาครั้งแรกโดยใช้ซูเปอร์โนวาประเภท Iaข้อมูลซูเปอร์โนวามาจาก DES-SN3YR ทีม Dark Energy Survey พบ Ωm = 0.331 ± 0.038 ด้วยแบบจำลอง ΛCDM แบบแบน และ Ωm = 0.321 ± 0.018, w = −0.978 ± 0.059 ด้วยแบบจำลอง wCDM แบบแบน^{[ 53 ]}เมื่อวิเคราะห์ข้อมูลเดียวกันจาก DES-SN3YR พวกเขายังพบค่าคงที่ฮับเบิลปัจจุบันใหม่^{[ 54 ]}ผลลัพธ์นี้มีความสอดคล้องอย่างยอดเยี่ยมกับการวัดค่าคงที่ฮับเบิลจาก Planck Satellite Collaboration ในปี 2018 ^{[ 55 ]}ในเดือนมิถุนายน 2019 ทีม DES ได้เผยแพร่เอกสารติดตามผลที่กล่าวถึงความไม่แน่นอนที่เป็นระบบและการตรวจสอบความถูกต้องของการใช้ซูเปอร์โนวาเพื่อวัดผลลัพธ์ทางจักรวาลวิทยาที่กล่าวถึงก่อนหน้านี้^{[ 56 ]}ทีมงานยังได้เผยแพร่ข้อมูลโฟโตเมตริกไปป์ไลน์และข้อมูลเส้นโค้งแสงในบทความอื่นที่ตีพิมพ์ในเดือนเดียวกันด้วย^{[ 57 ]}${\displaystyle H_{0}=67.1\pm 1.3\,\mathrm {km\,s^{-1}\,Mpc^{-1}} }$

DeCam ค้นพบ ดาวเคราะห์น้อยหลาย ดวง ในระหว่างการสำรวจพลังงานมืด ซึ่งรวมถึง วัตถุเหนือดาวเนปจูนที่มีความเอียงสูง(TNOs) ^{[ 58 ]}

รายชื่อดาวเคราะห์น้อยที่ค้นพบโดย DES

การกำหนดหมายเลขส.ส.	วัน ที่ค้นพบ	ลิงก์รายชื่อ ส.ส.	อ้างอิง
(451657) 2012 WD 36	19 พฤศจิกายน 2555	รายการ	[ 59 ]
(471954) 2013 RM 98	8 กันยายน 2556	รายการ	[ 60 ]
(472262) 2014 QN 441	18 สิงหาคม 2557	รายการ	[ 61 ]
(483002) 2014 QS 441	19 สิงหาคม 2557	รายการ	[ 62 ]
(491767) 2012 VU 113	15 พฤศจิกายน 2555	รายการ	[ 63 ]
(491768) 2012 VV 113	15 พฤศจิกายน 2555	รายการ	[ 64 ]
(495189) 2012 VR 113	28 กันยายน 2555	รายการ	[ 65 ]
(495190) 2012 VS 113	12 พฤศจิกายน 2555	รายการ	[ 66 ]
(495297) 2013 TJ 159	13 ตุลาคม 2556	รายการ	[ 67 ]
การค้นพบต่างๆ จะถูกระบุว่าเป็นผลงานของ"DECam" หรือ "Dark Energy Survey"

MPC ได้กำหนดรหัส IAU W84สำหรับการสังเกตการณ์วัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะของ DeCam ณ เดือนตุลาคม 2019 MPC ให้เครดิตการค้นพบดาวเคราะห์น้อยที่มีหมายเลข 9 ดวง ซึ่งทั้งหมดเป็นวัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูนให้กับ "DeCam" หรือ "Dark Energy Survey" อย่างไม่สอดคล้องกัน ^{[ 68 ]} รายชื่อนี้ไม่รวมดาวเคราะห์น้อยที่ไม่มีหมายเลขซึ่งอาจถูกค้นพบโดย DeCam เนื่องจากเครดิตการค้นพบจะได้รับก็ต่อเมื่อมีการกำหนดหมายเลขให้กับวัตถุ ซึ่งขึ้นอยู่กับ การกำหนดวงโคจรที่ น่าเชื่อถือเพียงพอ

• 
  ภาพถ่ายภาคสนามลึกจากโครงการสำรวจพลังงานมืด (Dark Energy Survey)

  ^{[ 69 ]}
• 
  กาแล็กซีเกลียวขนาดใหญ่ที่อยู่ตรงกลางภาพนี้อยู่ห่างจากโลกประมาณ 385 ล้านปีแสง
• 
  วัตถุขนาดใหญ่สามชิ้นในภาพนี้ ซึ่งบันทึกโดยกล้อง Dark Energy Camera คือกาแล็กซีในกระจุกกาแล็กซี Fornax ที่อยู่ใกล้เคียง ห่างจากโลกประมาณ 65 ล้านปีแสง
• 
  การสำรวจพลังงานมืด - กาแล็กซีNGC 1398

• การสำรวจวิวัฒนาการของจักรวาล
• เครื่องมือวัดสเปกตรัมพลังงานมืด (DESI)

• เว็บไซต์สำรวจพลังงานมืด
• โครงการวิจัยวิทยาศาสตร์สำรวจพลังงานมืด (PDF)
• การจัดการข้อมูลการสำรวจพลังงานมืด (Dark Energy Survey Data Management) เก็บถาวรเมื่อวันที่ 19 มกราคม 2016 ที่Wayback Machine
• กล้องพลังงานมืด (DECam) ถูกเก็บถาวรเมื่อวันที่ 18 ตุลาคม 2017 ที่Wayback Machine
• ไบรอน, ลอเรน (4 ตุลาคม 2022). "15 ภาพถ่ายสุดอลังการจากกล้องพลังงานมืด " นิตยสารSymmetry